This is a good article. Click here for more information.

Ia형 초신성

Type Ia supernova
행성상 성운인 헤니즈 2-428의 중심에는 각각 태양 질량보다 약간 낮은 두 개의 백색 왜성이 합쳐져 약 7억년 후에 둘 다 파괴하는 Ia형 초신성이 생성될 것으로 예상된다(예술가의 인상).

A Type Ia 초신성(읽기: "1-A형")은 별들 중 하나가 백색 왜성인 이항계(이항성 2개)에서 발생하는 초신성의 일종이다.다른 별은 거대한 별에서 더 작은 백색 왜성에 이르는 모든 것이 될 수 있다.[1]

물리적으로 회전율이 낮은 탄소-산소 백색 왜성은 태양 질량 () 1.44 이하로 제한된다.M☉[2][3]이 "임계 질량"을 넘어서, 그들은 재점화하며 어떤 경우에는 초신성 폭발을 유발한다; 이 임계 질량을 찬드라세카르 질량이라고 부르기도 하지만, 전자 퇴화 압력이 치명적인 붕괴를 막을 수 없는 절대 찬드라세카르 한계와는 약간 다르다.만약 백색 왜성이 이항 동반자로부터 점차 질량을 증가시키거나 제2의 백색 왜성과 합쳐진다면, 일반적인 가설은 백색 왜성의 핵이 찬드라세카르 질량에 접근하면서 탄소융합을 위한 점화 온도에 도달할 것이라는 것이다.핵융합이 시작된 지 몇 초 안에 백색왜성의 물질의 상당 부분이 폭주 반응을 일으켜 초신성 폭발로 별의 껍질을 벗기기에 충분한 에너지(1–2×1044 J)[4]를 방출한다.[5]

Ia형 초신성 범주는 백색 왜성이 폭발하는 고정된 임계 질량 때문에 상당히 일관된 피크 광도를 생성한다.그들의 일관된 최대 광도는 이러한 폭발을 그들의 은하까지의 거리를 측정하기 위해 표준 양초로 사용할 수 있게 한다: 지구에서 관측된 Ia 초신성의 시각적 크기는 지구로부터 그것의 거리를 나타낸다.

2015년 5월 NASA는 케플러 우주전망대가 폭발 과정에서 Ia 초신성의 일종인 KSN 2011b를 관측했다고 보고했다.노바 이전의 순간에 대한 자세한 내용은 과학자들이 암흑에너지에 대한 논쟁에서 중요한 연결고리인 Ia 초신성의 품질을 표준 양초로 더 잘 판단하는데 도움을 줄 수 있다.[6]

2021년 9월, 천문학자들은 허블 우주 망원경이 중력 렌즈를 통해 Ia형 초신성의 세 가지 이미지를 촬영했다고 보고했다.이 초신성은 세 개의 이미지에서 빛의 경로 길이가 다르기 때문에 밝기의 진화에 있어서 세 번 다른 시간에 나타났다. 즉, 최대 광도에서 -24, 92, 107일.2037년에 네 번째 이미지가 나타나서 초신성의 전체 광도 주기를 관찰할 수 있다.[7]

컨센서스 모델

Ia형 초신성인 SN 1998aq의 스펙트럼, B 대역에서[8] 최대 광선 발생 하루 후

Type Ia 초신성은 독일계 미국인 천문학자 루돌프 밍코프스키와 스위스 천문학자 프리츠 즈위키가 고안한 민코프스키-즈위키 초신성 분류 체계의 하위 범주다.[9]이러한 유형의 초신성이 형성될 수 있는 몇 가지 수단이 있지만, 그것들은 공통적인 기본 메커니즘을 공유한다.이론 천문학자들은 오랫동안 이런 형태의 초신성의 조상별이 백색 왜성이라고 믿었고, 이를 위한 경험적 증거는 2014년 메시에 82 은하에서 이아 초신성이 관측되면서 발견되었다.[10]천천히 회전하는[2] 탄소-산소 백색 왜성이 동반자로부터 물질을 흡수할 때, 그것은 찬드라세카르 한계인 약 1.44를 초과할 수 있으며, 그 이상으로 전자 퇴행압으로 더 이상 무게를 지탱할 수 없다.[11]상계 과정이 없을 때 백색 왜성은 주로 마그네슘, 네온, 산소로 구성된 백색 왜성의 경우에서 흔히 일어나는 것처럼 중성자 항성을 형성하기 위해 붕괴할 것이다.[12][13]

그러나, Type Ia 초신성 폭발을 모형화하는 천문학자들의 현재 견해는 이 한계가 실제로 도달하지 못하고 붕괴가 시작되지 않는다는 것이다.대신 체중의 증가에 따른 압력과 밀도의 증가는 노심의 온도를 상승시키고,[3] 백색왜성이 한계의 약 99%에 근접함에 따라 대류기가 이어져 약 1,000년 동안 지속된다.[14][15]이 끓어오르는 단계의 어느 지점에서 탄소 융해에 의해 동력을 받는 탈화 불꽃 전선이 탄생한다.불꽃이 시작되는 지점과 위치 등 자세한 발화 경위는 아직 알려지지 않았다.[16]산소 융해는 그 직후 시작되지만, 이 연료는 탄소만큼 완전히 소비되지는 않는다.[17]

G299 타입 Ia 초신성 잔해.

일단 핵융합이 시작되면 백색왜성의 온도는 높아진다.열압에 의해 지지되는 주계열성은 열 에너지 증가를 자동으로 조절하는 팽창과 냉각을 할 수 있다.그러나 퇴행성 압력은 온도와 무관하며 백색 왜성은 정상적인 별의 방식으로 온도를 조절할 수 없기 때문에 폭주하는 핵융합 반응에 취약하다.플레어는 부분적으로 레일리-테일러의 불안정성과 난류와의 상호작용에 의해 극적으로 가속된다.이 플레어가 아음속 파괴에서 초음속 폭발로 변형되는지 여부는 여전히 상당한 논쟁의 대상이다.[15][18]

초신성이 어떻게 점화되는지에 대한 정확한 세부사항과 관계없이, [17]백색 왜성 내 탄소와 산소의 상당 부분이 단 몇 초의 기간 내에 더 무거운 원소로 융합되어 에너지 방출로 인해 내부 온도가 수십억 도까지 상승한다는 것이 일반적으로 받아들여진다.방출되는 에너지(1–2×1044 J)[4]는 별의 껍질을 벗기기에 충분하다. 즉, 백색 왜성을 구성하는 개별 입자들은 서로 떨어져 날기에 충분한 운동 에너지를 얻는다.이 별은 격렬하게 폭발하며 물질이 일반적으로 빛의 속도의 약 6%인 5,000–20,000 km/s의 속도로 분출되는 충격파를 방출한다.폭발에서 방출된 에너지도 발광성의 극한 증가를 일으킨다.Ia 초신성의 전형적인 시각적 절대 크기는 M = -19.3(태양보다 약 50억배 밝음)이며, 변화는v 거의 없다.[15]

이런 형태의 초신성의 이론은 백색 왜성이 더 느리게 작용하여 찬드라세카르 한계에 접근하지 않는 노바에와 유사하다.노바의 경우, 폭발 물질은 항성을 방해하지 않는 수소 융해 표면 폭발을 일으킨다.[15]

Ia 초신성 타입 Ia 초신성은 중성미자 방출을 통한 중력 전위 에너지의 방출로 동력이 작용하여 거대한 항성의 외층들이 붕괴하면서 발생하는 대신성 폭발에 의해 발생하는 제2종 초신성과는 다르다.[19]

포메이션

형성 과정
배설 디스크는 동반성 거성의 가스를 벗겨내는 콤팩트한 몸체(백색 왜성 등) 주위에 형성된다.NASA 이미지
Four images of a simulation of Type Ia supernova
초신성 형성의 파괴-투-디토네이션 모델의 폭발 단계의 슈퍼컴퓨터 시뮬레이션.

단일 퇴화 조제자

이 범주의 초신성 형성을 위한 하나의 모델은 가까운 이항성계통이다.발전기 이항계통은 주계열성으로 구성되며, 1차계열은 2차계열성보다 질량이 더 많다.질량이 더 큰 원주는 쌍성 중 처음으로 별의 외피가 상당히 팽창하는 점근성 거대 가지로 진화한 것이다.두 항성이 공통의 외피를 공유하면, 시스템은 상당한 양의 질량을 잃게 되어 각운동량, 궤도 반지름 및 기간을 줄일 수 있다.원주가 백색 왜성으로 전락한 후, 이차 항성은 나중에 적색 거성으로 진화하여 원성에 질량이 가해지는 단계가 설정된다.이 최종 공동 개발 단계에서는 각운동량이 감소함에 따라 두 별이 더 가깝게 나선형으로 움직인다.그 결과로 생긴 궤도는 몇 시간 정도의 짧은 기간을 가질 수 있다.[20][21]만약 그 억양이 충분히 오래 지속된다면, 백색 왜성은 결국 찬드라세카르 한계에 접근할지도 모른다.

백색 왜성 동반자는 또한 주계열성 또는 (궤도가 충분히 가깝다면) 주계열성까지 포함한 다른 형태의 동반자로부터 물질을 축적할 수 있다.이 억양 단계 동안의 실제 진화 과정은 백색 왜성 동료에 대한 각운동량과 전달 양쪽에 의존할 수 있기 때문에 불확실한 상태로 남아 있다.[22]

모든 타입 Ia 초신성의 20% 이하를 하나의 퇴행성 조제자가 차지하는 것으로 추정되었다.[23]

이중 퇴화 조제자

Ia형 초신성을 촉발하기 위한 두 번째 가능한 메커니즘은 결합 질량이 찬드라세카르 한계를 초과하는 두 개의 백색 왜성의 합치다.이에 따른 합병을 초찬드라세카르 질량 백색 왜성으로 부른다.[24][25]그러한 경우 총 질량은 찬드라세카르 한계에 의해 제한되지 않을 것이다.

은하계 내에서 홀로 있는 별들의 충돌은 10년에서7 10년에13 한 번 일어나는데, 이는 노바에 비해 훨씬 덜 빈번한 일이다.[26]충돌은 구상 성단의[27] 밀집된 코어 영역(cf. blue straggler)에서 더 큰 주파수로 발생한다.가능한 시나리오는 이항성계 또는 백색 왜성을 포함하는 이항성계와의 충돌이다.이 충돌은 두 명의 백색 왜성의 밀접한 이항 체계를 남길 수 있다.그들의 궤도는 감소하고 그들은 공유된 봉투를 통해 합쳐진다.[28]SDSS 스펙트럼에 기초한 연구는 시험한 4,000개의 백색 왜성 중 15개의 이중 시스템을 발견했는데, 이는 은하계에서 100년마다 이중 백색 왜성 합병을 의미하는 것으로, 이 비율은 우리 동네에서 검출된 Ia 초신성의 수와 일치한다.[29]

이중 퇴보 시나리오는 SN 2003fg의 비정상적으로 대규모(2 )의 시조자에게 제안된 여러 설명 중 하나이다.[30][31]백색 왜성이 1개만 있는 가능한 모든 모델이 배제되었기 때문에 SNR 0509-67.5에 대한 유일한 설명이다.[32]SN 1006에서도 동반성 잔해가 발견되지 않았다는 점에서 강력하게 건의했다.[23]NASA의 스위프트 우주망원경으로 이루어진 관측 결과 Ia 초신성이 연구한 모든 유형의 초신성 중 현존하는 초거성 또는 거대한 동반성 별은 제외되었다.초거성 동반자의 외부 껍질이 터져 X선을 방출해야 하지만 53개의 가장 가까운 초신성 잔해에서 스위프트의 XRT(X선 망원경)에 의해 이 빛이 검출되지 않았다.폭발 후 10일 이내에 관측된 12 타입 Ia 초신성(초신성)의 경우, 이 위성의 UVOT(초자외선/광학 망원경)는 초신성 충격파에 의해 가열된 동반성 표면에서 발생하는 자외선을 보여주지 않았으며, 이는 이 초신성 시조체를 돌고 있는 적색 거성이나 더 큰 별들이 없다는 것을 의미한다.SN 2011fe의 경우, 동반성이 존재했다면 태양보다 작았을 것이다.[33]찬드라 X선 관측소는 5개의 타원 은하와 안드로메다 은하 폭포의 X선 방사선이 예상보다 30배~50배 이상 빠졌다고 밝혔다.X선 방사선은 타입 Ia 초신성 조제기의 점착 디스크로 방출되어야 한다.방사능이 없어진 것은 백색 왜성이 이아 초신성의 공통적인 억양 기반 모델을 배제한 채, 억양 디스크를 갖고 있는 사람은 거의 없다는 것을 나타낸다.[34]내향적으로 나선형 백색 왜성 쌍은 직접적으로 관찰되지는 않았지만 중력파의 후보 원천이다.

이중 퇴화 시나리오는 백색 왜성을 합친 두 개의 총 질량이 크게 달라져 점성도 또한 다양하기 때문에 Ia형 초신성의 표준 양초로서의 적용 가능성에 대한 의문을 제기한다.

타입 Iax

헬륨이 백색 왜성에 유입될 때 발생하는 아연성 초신성 집단을 타입 Iax로 분류해야 한다는 제안이 나왔다.[35][36]이런 종류의 초신성은 백색 왜성의 조생자를 항상 완전히 파괴하는 것이 아니라 오히려 좀비별을 남길지도 모른다.[37]

관찰

허블우주망원경이 찍은 초신성 잔해 N103B.[38]

다른 형태의 초신성과는 달리, 타입 Ia 초신성은 일반적으로 타원형을 포함한 모든 유형의 은하에서 발생한다.그들은 현재 별들이 형성되어 있는 지역을 선호하지 않는다.[39]항성의 주계열성 진화기 말기에 백색왜성들이 형성되기 때문에, 이런 장수 항성계는 원래 항성이 형성되었던 지역에서 멀리 떠돌았을지도 모른다.그 후, 밀접한 이항체계는 (아마도 지속적인 노바 폭발을 형성하는) 질량 전달 단계에서 또 다른 백만 년을 보낼 수 있다. 이 초신성이 발생할 조건이 성숙되기 전에 말이다.[40]

천문학에서 오랫동안 문제가 되었던 것은 초신성 조상들의 확인이었다.생성자를 직접 관찰하면 초신성 모델에 유용한 제약을 제공할 수 있다.2006년 현재, 그러한 창조의 발굴은 한 세기 이상 계속되어 왔다.[41]초신성 SN 2011fe의 관측은 유용한 제약을 제공했다.허블우주망원경을 이용한 이전의 관측에서는 행성의 위치가 보이지 않아 붉은 거성을 원천으로 삼지 않았다.폭발로 팽창하는 플라즈마는 탄소와 산소를 함유하고 있는 것으로 밝혀져 조제자가 주로 이러한 원소로 구성된 백색 왜성일 가능성이 있다.[42]마찬가지로 PTF(Palomar Transient Factory, PTF)에 의해 2011년 1월 16일([43]UT)에 발견된 근처의 SN PTF 11kx에 대한 관찰은 이 폭발이 적색 거인 동반자와 함께 단분위 조제자에서 발생한다는 결론을 내리게 하여 SN Ia에 대한 단일 조제 경로가 없음을 시사한다.PTF 11kx의 시조자에 대한 직접적인 관찰은 8월 24일자 사이언스지에 보고되었고 이러한 결론을 뒷받침하고 있으며, 또한 시조별이 초신성 이전에 주기적인 노바 분출을 경험했다는 것을 보여준다. 이것은 또 다른 놀라운 발견이다.[43][44] 그러나 이후 분석에서는 단일 감속 시나리오에 비해 상황성 재료가 너무 거대하고 코어 감퇴 시나리오에 더 적합하다는 것을 밝혀냈다.[45]

광원곡선

이 조명도(태양, L에0 상대적) 대 시간의 그림은 Ia형 초신성의 특성 광 곡선을 보여준다.정점은 주로 니켈(Ni)의 부패에 기인하는 반면, 후기 단계는 코발트(Co)에 의해 동력이 공급된다.
Ia SN 2018gv 유형의 라이트 곡선

Ia 초신성은 폭발 후 시간의 함수로서 광도를 나타내는 그래프인 특성 광선 곡선을 가지고 있다.최대 광도 시간에 가까운 스펙트럼에는 산소에서 칼슘에 이르는 중간 질량 원소의 라인이 포함되어 있다. 이것들은 항성의 외부 층의 주요 성분이다.폭발 후 몇 달 후, 외부 층이 투명성 지점으로 확장되었을 때, 스펙트럼은 별의 중심 부근에 있는 물질에 의해 방출되는 빛, 폭발 중 합성된 무거운 원소, 철의 질량에 가까운 가장 두드러지게 가까운 동위원소(철피크 원소)에 의해 지배된다.니켈-56 ~ 코발트-56 ~ 철-56의 방사성 붕괴는 고에너지 광자를 생성하는데, 이 광자는 중후반으로 이젝타의 에너지 출력을 지배한다.[15]

정확한 거리를 측정하기 위해 Ia형 초신성(supernovae)을 사용한 것은 칠레와 미국의 천문학자 칼란/톨롤로 초신성 조사(Calan/Tolololo 초신성 조사)가 협력하여 개척한 것이다.[46]1990년대 일련의 논문에서 이아 초신성은 모두 동일한 피크 광도에 도달하지는 않지만, 빛 곡선에서 측정한 단일 파라미터를 사용하여 보정되지 않은 이아 초신성을 표준 촛불 값으로 교정할 수 있다는 것이 조사 결과 밝혀졌다.표준 양초 값에 대한 원래 보정은 필립스 관계라고[47] 알려져 있으며, 이 그룹에 의해 상대 거리를 7% 정확도로 측정할 수 있는 것으로 나타났다.[48]최고 밝기의 이 균일성의 원인은 아마도 찬드라세카르 한계 근처에서 폭발하는 백색 왜성에서 생산된 니켈-56의 양과 관련이 있다.[49]

거의 모든 알려진 타입 Ia 초신성의 절대적 발광도 프로파일의 유사성은 그들이 추론 천문학에서 2차 표준 양초로 사용하게 만들었다.[50]타입 Ia 초신성 거리의 허블 다이어그램과 결합했을 때 마저 방출의[52] 역학으로부터 NGC 4258에 대한 세페이드 가변 거리[51] 척도 및 직접 기하학적 거리 측정의 개선된 보정은 허블 상수의 값을 개선시켰다.

1998년, 먼 형태의 Ia 초신성에 대한 관찰은 우주가 가속적인 확장을 겪는 것처럼 보이는 예상치 못한 결과를 나타냈다.[53][54]이 발견으로 두 팀으로부터 세 명의 멤버가 노벨상을 받았다.[55]

하위 유형

초신성 잔해 SNR 0454-67.2는 Ia형 초신성 폭발의 결과일 가능성이 높다.[56]

Ia형 초신성의 클래스에는 상당한 다양성이 있다.이를 반영하듯 다수의 하위계급이 확인됐다.2well-studied 두드러진 예 1991T-likes, 특히 강한 철 흡수 선과 비정상적으로 작은 실리콘 features,[57]과 1991bg-likes, 예외적으로 희미한(MV− 18≳){\displaystyle(M_{V}\gtrsim -18)}을 나타낸overluminous(MV− 195≲){\displaystyle(M_{V}\lesssim -19.5)}서브 클래스 포함한다.강력한 초기 티타늄 흡수 특징과 빠른 광도 및 스펙트럼 진화가 특징인 하위 클래스.[58]비정상적인 조명에도 불구하고, 거리를 결정하기 위해 필립스 관계를 사용하여 두 특이한 그룹의 구성원을 표준화할 수 있다.[59]

참고 항목

참조

  1. ^ 허블사이트 - 암흑에너지 - Ia형 초신성
  2. ^ a b Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). "Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation". Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph/0402287. Bibcode:2004A&A...419..623Y. doi:10.1051/0004-6361:20035822. S2CID 2963085. Archived from the original on 2007-10-25. Retrieved 2007-05-30.
  3. ^ a b Mazzali, P. A.; Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). "A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae". Science. 315 (5813): 825–828. arXiv:astro-ph/0702351. Bibcode:2007Sci...315..825M. doi:10.1126/science.1136259. PMID 17289993. S2CID 16408991.
  4. ^ a b Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. (1993). "Light curves of Type Ia supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K.
  5. ^ "Introduction to Supernova Remnants". NASA Goddard/SAO. 2006-09-07. Retrieved 2007-05-01.
  6. ^ Johnson, Michele; Chandler, Lynn (May 20, 2015). "NASA Spacecraft Capture Rare, Early Moments of Baby Supernovae". NASA. Retrieved May 21, 2015.
  7. ^ Rodney, Steven A.; Brammer, Gabriel B.; Pierel, Justin D. R.; Richard, Johan; Toft, Sune; O’Connor, Kyle F.; Akhshik, Mohammad; Whitaker, Katherine E. (13 September 2021). "A gravitationally lensed supernova with an observable two-decade time delay". Nature Astronomy. 5 (11): 1118–1125. arXiv:2106.08935. Bibcode:2021NatAs.tmp..164R. doi:10.1038/s41550-021-01450-9. S2CID 235446995.
  8. ^ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh; et al. (2008). "Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae". Astronomical Journal. 135 (4): 1598–1615. arXiv:0803.1705. Bibcode:2008AJ....135.1598M. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1598. S2CID 33156459.
  9. ^ da Silva, L. A. L. (1993). "The Classification of Supernovae". Astrophysics and Space Science. 202 (2): 215–236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878. S2CID 122727067.
  10. ^ 1a형 초신성:표준초는 왜 표준초보다 표준 초
  11. ^ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse". Astrophysical Journal. 323 (1): 140–144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813.
  12. ^ Canal, R.; Gutiérrez, J. (1997). "The possible white dwarf-neutron star connection". White Dwarfs. Astrophysics and Space Science Library. Vol. 214. pp. 49–55. arXiv:astro-ph/9701225. Bibcode:1997ASSL..214...49C. doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-0-7923-4585-5. S2CID 9288287.
  13. ^ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (2006-01-24). "2.1 Collapse scenario". Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. Retrieved 2007-06-07.
  14. ^ Wheeler, J. Craig (2000-01-15). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge, UK: Cambridge University Press. p. 96. ISBN 978-0-521-65195-0.
  15. ^ a b c d e Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). "Type Ia Supernova Explosion Models". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1): 191–230. arXiv:astro-ph/0006305. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID 10210550.
  16. ^ "Science Summary". ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2004. Archived from the original on 2017-05-05. Retrieved 2017-04-25.
  17. ^ a b Röpke, F. K.; Hillebrandt, W. (2004). "The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics. 420 (1): L1–L4. arXiv:astro-ph/0403509. Bibcode:2004A&A...420L...1R. doi:10.1051/0004-6361:20040135. S2CID 2849060.
  18. ^ Gamezo, V. N.; Khokhlov, A. M.; Oran, E. S.; Chtchelkanova, A. Y.; Rosenberg, R. O. (2003-01-03). "Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications". Science. 299 (5603): 77–81. arXiv:astro-ph/0212054. Bibcode:2003Sci...299...77G. CiteSeerX 10.1.1.257.3251. doi:10.1126/science.1078129. PMID 12446871. S2CID 6111616.
  19. ^ Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. S2CID 116987470.
  20. ^ Paczynski, B. (July 28 – August 1, 1975). "Common Envelope Binaries". Structure and Evolution of Close Binary Systems. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 75–80. Bibcode:1976IAUS...73...75P.
  21. ^ Postnov, K. A.; Yungelson, L. R. (2006). "The Evolution of Compact Binary Star Systems". Living Reviews in Relativity. 9 (1): 6. arXiv:astro-ph/0701059. Bibcode:2006LRR.....9....6P. doi:10.12942/lrr-2006-6. PMC 5253975. PMID 28163653. Archived from the original on 2007-09-26. Retrieved 2007-01-08.
  22. ^ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf". In Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. (eds.). The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings. San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific. p. 252. Bibcode:2002ASPC..261..252L.
  23. ^ a b 곤살레스 에르난데스, J. 나;Ruiz-Lapuente, P.;Tabernero, H.M.;몬테스, D, 운하, R.;멘데스, J.;Bedin, L.R.(2012년)."초신성 SN1006년의 시조의 생존 발전했다 동료들".자연.489년(7417):533–536. arXiv:1210.1948.Bibcode:2012Natur.489..533G. doi:10.1038/nature11447.hdl:10261/56885.PMID 23018963.S2CID 4431391.봐 또한 기준을 낳는다:맷슨. 미국, 존(2012년 12월)."아니 스타 뒤에 남겨지는".사이언티픽 아메리칸.Vol307건, 머드 6.16페이지의 주.
  24. ^ "Type Ia Supernova Progenitors". Swinburne University. Retrieved 2007-05-20.
  25. ^ "Brightest supernova discovery hints at stellar collision". New Scientist. 2007-01-03. Retrieved 2007-01-06.
  26. ^ Whipple, Fred L. (1939). "Supernovae and Stellar Collisions". Proceedings of the National Academy of Sciences. 25 (3): 118–125. Bibcode:1939PNAS...25..118W. doi:10.1073/pnas.25.3.118. PMC 1077725. PMID 16577876.
  27. ^ Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). "A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters". Mercury. 28 (4): 26. Bibcode:1999Mercu..28d..26M. Archived from the original on 2006-05-21. Retrieved 2006-06-02.
  28. ^ Middleditch, J. (2004). "A White Dwarf Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Bursts". The Astrophysical Journal. 601 (2): L167–L170. arXiv:astro-ph/0311484. Bibcode:2004ApJ...601L.167M. doi:10.1086/382074. S2CID 15092837.
  29. ^ "Important Clue Uncovered for the Origins of a Type of Supernovae Explosion, Thanks to a Research Team at the University of Pittsburgh". University of Pittsburgh. Retrieved 23 March 2012.
  30. ^ "The Weirdest Type Ia Supernova Yet". Lawrence Berkeley National Laboratory. 2006-09-20. Retrieved 2006-11-02.
  31. ^ "Bizarre Supernova Breaks All The Rules". New Scientist. 2006-09-20. Retrieved 2007-01-08.
  32. ^ Schaefer, Bradley E.; Pagnotta, Ashley (2012). "An absence of ex-companion stars in the type Ia supernova remnant SNR 0509-67.5". Nature. 481 (7380): 164–166. Bibcode:2012Natur.481..164S. doi:10.1038/nature10692. PMID 22237107. S2CID 4362865.
  33. ^ "NASA'S Swift Narrows Down Origin of Important Supernova Class". NASA. Retrieved 24 March 2012.
  34. ^ "NASA's Chandra Reveals Origin of Key Cosmic Explosions". Chandra X-ray Observatory website. Retrieved 28 March 2012.
  35. ^ Wang, Bo; Justham, Stephen; Han, Zhanwen (2013). "Double-detonation explosions as progenitors of Type Iax supernovae". arXiv:1301.1047v1 [astro-ph.SR].
  36. ^ Foley, Ryan J.; Challis, P. J.; Chornock, R.; Ganeshalingam, M.; Li, W.; Marion, G. H.; Morrell, N. I.; Pignata, G.; Stritzinger, M. D.; Silverman, J. M.; Wang, X.; Anderson, J. P.; Filippenko, A. V.; Freedman, W. L.; Hamuy, M.; Jha, S. W.; Kirshner, R. P.; McCully, C.; Persson, S. E.; Phillips, M. M.; Reichart, D. E.; Soderberg, A. M. (2012). "Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion". The Astrophysical Journal. 767 (1): 57. arXiv:1212.2209. Bibcode:2013ApJ...767...57F. doi:10.1088/0004-637X/767/1/57. S2CID 118603977.
  37. ^ "Hubble finds supernova star system linked to potential 'zombie star'". SpaceDaily. 6 August 2014.
  38. ^ "Search for stellar survivor of a supernova explosion". www.spacetelescope.org. Retrieved 30 March 2017.
  39. ^ van Dyk, Schuyler D. (1992). "Association of supernovae with recent star formation regions in late type galaxies". Astronomical Journal. 103 (6): 1788–1803. Bibcode:1992AJ....103.1788V. doi:10.1086/116195.
  40. ^ Hoeflich, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (1999). "The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics. 362: 1046–1064. arXiv:astro-ph/0008444. Bibcode:2000A&A...362.1046L.
  41. ^ Kotak, R(2008년 12월)."형식이구 Supernovae의 Progenitors".에반스 A., 보데, 마무리..;오브라이언, TJ.;LordHenryStewartorStuart, MJ 와서(eds.)에서.뱀 주인 자리 RS(2006년)과 순환 노바 현상.ASP회의 시리즈이다.Vol401. 샌 프란시스코:천문 학회 태평양의. 우편 150이다 Bibcode:2008ASPC..401..150K.회의 회보 12–14 6월 2007년, 킬 대학교, Keele, 영국에서 열린다.
  42. ^ Nugent, Peter E.; Sullivan, Mark; Cenko, S. Bradley; Thomas, Rollin C.; Kasen, Daniel; Howell, D. Andrew; Bersier, David; Bloom, Joshua S.; Kulkarni, S. R.; Kandrashoff, Michael T.; Filippenko, Alexei V.; Silverman, Jeffrey M.; Marcy, Geoffrey W.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard T.; Maguire, Kate; Suzuki, Nao; Tarlton, James E.; Pan, Yen-Chen; Bildsten, Lars; Fulton, Benjamin J.; Parrent, Jerod T.; Sand, David; Podsiadlowski, Philipp; Bianco, Federica B.; Dilday, Benjamin; Graham, Melissa L.; Lyman, Joe; James, Phil; et al. (December 2011). "Supernova 2011fe from an Exploding Carbon-Oxygen White Dwarf Star". Nature. 480 (7377): 344–347. arXiv:1110.6201. Bibcode:2011Natur.480..344N. doi:10.1038/nature10644. PMID 22170680. S2CID 205227021.
  43. ^ a b Dilday, B.; Howell, D. A.; Cenko, S. B.; Silverman, J. M.; Nugent, P. E.; Sullivan, M.; Ben-Ami, S.; Bildsten, L.; Bolte, M.; Endl, M.; Filippenko, A. V.; Gnat, O.; Horesh, A.; Hsiao, E.; Kasliwal, M. M.; Kirkman, D.; Maguire, K.; Marcy, G. W.; Moore, K.; Pan, Y.; Parrent, J. T.; Podsiadlowski, P.; Quimby, R. M.; Sternberg, A.; Suzuki, N.; Tytler, D. R.; Xu, D.; Bloom, J. S.; Gal-Yam, A.; et al. (2012). "PTF11kx: A Type-Ia Supernova with a Symbiotic Nova Progenitor". Science. 337 (6097): 942–945. arXiv:1207.1306. Bibcode:2012Sci...337..942D. doi:10.1126/science.1219164. PMID 22923575. S2CID 38997016.
  44. ^ "The First-Ever Direct Observations of a Type 1a Supernova Progenitor System". Scitech Daily. 2012-08-24.
  45. ^ Soker, Noam; Kashi, Amit; García Berro, Enrique; Torres, Santiago; Camacho, Judit (2013). "Explaining the Type Ia supernova PTF 11kx with a violent prompt merger scenario". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 431 (2): 1541–1546. arXiv:1207.5770. Bibcode:2013MNRAS.431.1541S. doi:10.1093/mnras/stt271. S2CID 7846647.
  46. ^ Hamuy, M.; et al. (1993). "The 1990 Calan/Tololo Supernova Search" (PDF). Astronomical Journal. 106 (6): 2392. Bibcode:1993AJ....106.2392H. doi:10.1086/116811.
  47. ^ Phillips, M. M. (1993). "The absolute magnitudes of Type Ia supernovae". Astrophysical Journal Letters. 413 (2): L105. Bibcode:1993ApJ...413L.105P. doi:10.1086/186970.
  48. ^ Hamuy, M.; Phillips, M. M.; Suntzeff, Nicholas B.; Schommer, Robert A.; Maza, José; Aviles, R. (1996). "The Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type IA Supernovae". Astronomical Journal. 112: 2391. arXiv:astro-ph/9609059. Bibcode:1996AJ....112.2391H. doi:10.1086/118190. S2CID 15157846.
  49. ^ Colgate, S. A. (1979). "Supernovae as a standard candle for cosmology". Astrophysical Journal. 232 (1): 404–408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. doi:10.1086/157300.
  50. ^ Hamuy, M.; Phillips, M. M.; Maza, Jose; Suntzeff, Nicholas B.; Schommer, R. A.; Aviles, R. (1996). "A Hubble diagram of distant type IA supernovae". Astronomical Journal. 109: 1. Bibcode:1995AJ....109....1H. doi:10.1086/117251.
  51. ^ Freedman, W.; et al. (2001). "Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant". Astrophysical Journal. 553 (1): 47–72. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode:2001ApJ...553...47F. doi:10.1086/320638. S2CID 119097691.
  52. ^ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). "A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant". Astrophysical Journal. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530. S2CID 15728812.
  53. ^ Perlmutter, S.; Supernova Cosmology Project; et al. (1999). "Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae". Astrophysical Journal. 517 (2): 565–86. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221. S2CID 118910636.
  54. ^ Riess, Adam G.; Supernova Search Team; et al. (1998). "Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant". Astronomical Journal. 116 (3): 1009–1038. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499. S2CID 15640044.
  55. ^ 우주론, 스티븐 와인버그 옥스퍼드 대학 출판부, 2008.
  56. ^ "Tangled — cosmic edition". www.spacetelescope.org. Retrieved 26 November 2018.
  57. ^ Sasdelli, Michele; Mazzali, P. A.; Pian, E.; Nomoto, K.; Hachinger, S.; Cappellaro, E.; Benetti, S. (2014-09-30). "Abundance stratification in Type Ia supernovae – IV. The luminous, peculiar SN 1991T". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 445 (1): 711–725. arXiv:1409.0116. Bibcode:2014MNRAS.445..711S. doi:10.1093/mnras/stu1777. ISSN 0035-8711. S2CID 59067792.
  58. ^ Mazzali, Paolo A.; Hachinger, Stephan (2012-08-21). "The nebular spectra of the Type Ia supernova 1991bg: further evidence of a non-standard explosion: The nebular spectra of SN 1991bg". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 424 (4): 2926–2935. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x.
  59. ^ Taubenberger, S.; Hachinger, S.; Pignata, G.; Mazzali, P. A.; Contreras, C.; Valenti, S.; Pastorello, A.; Elias-Rosa, N.; Bärnbantner, O.; Barwig, H.; Benetti, S. (2008-03-01). "The underluminous Type Ia supernova 2005bl and the class of objects similar to SN 1991bg". MNRAS. 385 (1): 75–96. arXiv:0711.4548. Bibcode:2008MNRAS.385...75T. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x. ISSN 0035-8711. S2CID 18434976.

외부 링크